YILDIZLARIN ÖLÜMÜ Serdar Evren Astronomiye Giriş II - 2008
Yıldızlar nasıl ölür? Yıldızlar uzun ve parlak yaşamalarının sonunda ne oluyor? Yanıtlar kısmen bilgisayar modellerinde ve kısmen de gökyüzündeki görüntülerde aranarak, kuramın ve gözlemin ortak noktası bulunur. Teleskobun 400 yıllık keşfinden beri hiç kimse yakın bir yıldızın ölümüne tanık olmadığından bu sorunun ayrıntılarını ortaya koymak oldukça zordur. Şu sıralar yıldızların ölümlerine yakın (ve sonraki) zamanlarda nasıl davrandıklarını öngören kuramsal çalışmalara rehberlik edecek cisimlerin delilleri araştırılıyor. En iyi modeller, yıldız evriminin son evresini yıldızın kütlesine dayandırır. Küçük kütleli yıldızları daha sakin bir son beklerken büyük kütleliler patlamalı bir son ile ölürler. Farklı iki son arasındaki çizgide güneş kütlesinin 8 katı fark vardır.
Samanyolu ndaki tüm yıldızların %1 den fazlası bu kütleden daha büyük olduğundan, Güneş imiz ve yıldızların büyük çoğunluğu küçük kütleli yıldız kategorisine girer. Güneş in ölümü apaçık çok sakin gerçekleşecek ve Güneş in çekirdeği son zamanlarında oldukça sıcak ve yoğun olacaktır. Bu sırada çekirdeğinin birim hacmindeki ağırlık Yer üzerindeki 1 ton ağırlığa karşılık gelir. Bu yüksek yoğunluklarda bile henüz çekirdekler arasındaki çarpışmalar yeterince sık değildir ve sıcaklığı yeni nükleer tepkimeleri ateşleyecek kadar 600 milyon K derecelere ulaşamaz. Bundan dolayı da karbon daha ağır elementlerin hiç birine dönüşemez. Yoğunluk maksimum sıkışmaya ulaşmıştır. Sıcaklık yükselmeyi durdurur ve oksijen, demir, altın, uranyum ve diğer birçok element küçük kütleli yıldızlarda oluşamaz.
GEZEGENĐMSĐ BULUTSULAR Gezegenimsi bulutsular sıcak yıldızları çevreleyen daha çok dairesel şekilli gaz yapılardır. Gezegen benzeri disk yapılı görüntülerinden dolayı 18. yy da William Herschel tarafından bu isim verilmiştir. Merkezdeki yıldızdan çıkan ışınım etraftaki gaz zarfı uyartır ve parlak bir bulutsu olarak görünmesini sağlar. Zarfın atomları yıldızdan gelen moröte (UV) ışınımını soğurur ve görünür, kızılöte ve radyo ışık olarak yeniden salar. Merkezdeki yıldızın etkin sıcaklığı UV akısından dolayı çok sıcaktır. Genelde 30 000 K dir ve bazen 100 000 K e ulaşır. Öte yandan, bu yıldızların ışınım gücü yüksek değildir (Güneş ten biraz daha fazla ışınım salarlar). Bu durum, onların çok küçük yarıçaplara sahip olduğunu açıklar. Büyük çoğunluğu beyaz cüce olarak görünür.
Bulutsuların kütlesi 0.1 ile 0.2 M arasında değişir. Gazın yoğunluğu çok düşüktür (10-20 g/cm 3 ). Yapılar içinde toz da görülmektedir. Zarf, saniyede bir kaç on km hızla genişler. Bulutsunun gerçek boyutunu belirlemek çok zordur. Açısal boyutları nispeten kolay ölçülmesine rağmen, salt boyutlarını belirleyebilmek için önce uzaklıkların bilinmesi gereklidir. Gezegenimsi bulutsunun gazı sürekli olarak yıldız tarafından desteklenmediğinden, genişlemenin yıldızlararası ortama yayılması 100 000 yıl sürer.
Gezegenimsi Bulutsular Ring Helix http://hubblesite.org/gallery/album/
Eskimo Bulutsusu Yaş: 10000 yıl http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap060709.html
Gezegenimsi Bulutsular Cat s Eye
Gezegenimsi Bulutsular Glowing Eye Two-lobed
Gezegenimsi Bulutsular Dumbbell
BEYAZ CÜCELER Fizikçiler güneş sisteminde gözlenen yoğunluklardan daha yoğun bir maddenin fiziksel oluşumunun olasılığını yirminci yüzyılın başlarına kadar düşünemediler. 1920 li yıllarda kuantum mekaniği maddenin daha iyi anlaşılmasını sağladı. Atomlarda, elektronlar çekirdeğe elektrostatik kuvvetlerle bağlı olarak bulunuyorlardı ve sürekli hareket halinde olan bu elektronlar, maddenin daha fazla sıkışmasını önleyecek basınç üretiyorlardı. Yasaklanma ilkesine göre, temel bir hücre içinde iki parçacıktan daha fazlası yer alamazdı. Bütün hücreler elektronlarla dolu olduğunda, madde yozlaşmış olarak kabul edilir ve yoğunluk cm 3 de 1 tona ulaşabilirdi. Yozlaşmış madde, temel hücrelerinin çoğu boş olan maddeye göre daha sıkıdır. Büyük kütleli bir gökcisminin çekim kuvveti, kendi maddesini elektronları yoğunlaşmış bir duruma sıkıştırabilir. Bu durum beyaz cüce olarak adlandırılan yıldızlarda görülür. Bir beyaz cücenin içi, sıcaklık aslında bir milyon dereceye ulaşsa bile soğuktur. Yıldızı çekimsel kuvvetlere karşı dengede tutacak olan kuvvetler, anakol yıldızlarında görülen ısısal hareketler değil, yozlaşmış elektronların uyguladığı basınçtır. Bu yüzden, bir beyaz cücenin içi gaz durumunda değil, yavaşça soğuyan dev bir kristaldir.
Beyaz cüceler için bir kuram geliştiren Subrahmanyan Chandrasekhar, kütlelerin 1.4 M den daha büyük olamayacağını önermiştir (Chandrasekhar limiti). Bu değerin üstünde, elektronlar ışık hızına yakın hızlara sahip olurlar ve çekim kuvvetini dengeleyecek yeterince yüksek basınca sahip olamazlardı. Beyaz cüceler 1910 yılında gözlenmiş olmalarına rağmen, onların kökeni anlaşılamamıştır. Bunlar üzerine verilebilecek bilgi HR diagramındaki yerlerinden çıkarılabilir. Renkleri (veya yüzey sıcaklıkları) ile görünür parlaklıkları arasında bir ilişki kurulabilir. 40 Eridani B nin bulunmasıyla, astronomlar yüzey sıcaklığı yüksek (17 000 K) ve ışınım gücü de çok düşük olan bir yıldız saptamışlardı. Bu durum, 40 Eridani B nin yarıçapının çok küçük olacağını (Yer boyutlarında) gösteriyordu. 40 Eridani Bu tür cisimlerin varlığı hızla onaylandı ve 1917 de iki yeni örnek daha bulundu: Bulardan biri Sirius B dir (gökyüzündeki en parlak yıldız Sirius A nın bileşeni).
Sirius un beyaz cüce bileşeni 40 Eridani üçlü yıldız sistemidir. A bileşeni turuncu-kırmızı K cücesidir. B bileşeni bir beyaz cüce ve C bileşeni ise kırmızı bir flare yıldızıdır B A Beyaz cüce C http://chandra.harvard.edu/photo/2000/0065/index.html http://www.solstation.com/stars/40erida3.htm
Küresel küme 47 Tuc daki soğumakta olan beyaz cüceler Sirius un beyaz cüce bileşeni http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000910.html
NGC 2440: Yeni bir beyaz cücenin etrafındaki koza beyaz cüce http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000730.html
M2-9: Bir Kelebek Bulutsunun kanatları beyaz cüce http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap050612.html
SÜPERNOVALAR Veil Bulutsusu Süpernova, bir yıldızda bulunan tüm maddenin uzaya yayıldığı patlama olayıdır. Bazı yıldızların evriminin son basamağını işaret eder. Böyle bir olay gökadamızda otuz yılda bir olur. Gökadamızdaki birçok süpernova patlaması yıldızlararası toz yüzünden saptanamaz. Eski Çinliler in kayıtlarına göre Temmuz 1054 de Taurus takımyıldızında bir süpernova gözlenmiştir (Crab Bulutsusu). Daha sonraki iki süpernova kaydı 1572 de Tycho Brahe ve 1604 de Johannes Kepler tarafından yapılmıştır. Çoğunlukla daha önceden varlığı bilinmeyen yıldız, patlama anında yaklaşık 15 m parlar.
Süpernova Kalıntıları Yaklaşık 1000 yıl önce patlamış bir yıldızın kalıntısı Yengeç (Crab) Bulutsusu
Tycho Brahe nin 11 Kasım 1572 de Cassiopeia takımyıldızında gördüğü süpernova SN 1572 veya Tycho's Nova
Kepler Süpernova Kalıntısı http://chandra.harvard.edu/photo/2004/kepler/more.html#kepler_comp_2
Cassiopeia A Çok genç bir süpernova kalıntısıdır. 300 yıl önce patladığı sanılan bu kalıntı, gamma-ışınları, X-ışınları, radyo dalgaları ve görünür ışıkta salma yapmaktadır.
Bir yıldızın evrimi onun kütlesine ve kimyasal yapısına bağlıdır. Đki tür süpernova vardır: Tür I süpernovalar, ağır elementlerce fakir (Öbek II yıldızları) nispeten küçük kütleli yaşlı yıldızların patlamasından kaynaklanır. Tür II süpernovalar, büyük kütleli genç yıldızların patlamasıdır. Bunlar ağır elementlerce zengin Öbek I yıldızlarıdır. Tür I süpernovalar maksimum ışıkta Tür II süpernovalardan yaklaşık üç kat daha fazla ışınım gücüne sahiptirler. Işınım gücü, maksimuma ulaştıktan sonra ilk bir kaç gün içinde 3-4 kadir azalır. Daha sonra, ışınım gücü bir kaç ay üssel olarak azalır.
Süpernova ışık eğrileri http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/snovcn.html#c3
Tür I ve Tür II süpernovaların oluşum şeması Tür I Tür II http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/snovcn.html#c3
Patlamanın ilk anı içinde serbest kalan enerji 10 44 joule dür. Bu inanılmaz enerji Güneş in 9 milyar yıl içinde yaydığı toplam ışınıma karşılık gelir. Patlamada fırlatılan madde Tür I süpernovalarda hidrojence zayıf, Tür II lerde hidrojence zengindir. Türe bağlı olarak 1-10 M kütlesinde gaz açığa çıkarırlar. Bu kütle, süpernova öncesi toplam kütleye karşılık gelir. Yani, patlamadan sonra geriye hiç bir şey kalmıyor. Ancak, biliyoruz ki 1968 yılında pulsarlar (hızlı dönen nötron yıldızları) bulunduğundan beri, patlamadan sonra geriye çok yoğun bir cisim kalmaktadır. Bir yıldızın çekirdeği olan bu cisim, birbirine değen nötronlardan oluşmuştur.
VEIL SÜPERNOVA KALINTISI 8 000 yıl önce patladığı sanılıyor http://www.astropix.com/html/e_sum_n/veil.htm
Süpernova patlaması modeline göre 10 M lik yıldızın yaşamı boyunca geçirdiği nükleer tepkimeler sonunda karşılaşılan olay, demirin foto ayrışmasıdır. Süpernova öncesi yıldız soğan gibi katmanlı bir yapıya sahiptir. Hidrojenden oluşan yüzey katmanından sonra alt katmanlara inildikçe daha ağır elementlerle karşılaşırız. Bu katmanlar yıldızın yaşamı boyunca farklı nükleosentez evrelerinin ürünleridir. Daha ağır elementlerin oluşmasına izin veren tepkimeler artan sıcaklıklarda ortaya çıkar. Bu yüzden yıldızın merkezinde demir ve atomik kütleleri 50 ve 60 arasında değişen çekirdeklerin karışımı bulunur. Bu elementler en yüksek bağlanma nükleer enerjisine (yaklaşık 8.7 megaelektron volt/nükleon) sahiptir. Merkezi sıcaklık 5 milyar K e ulaştığı zaman, madde ve ışınım dengede kalır.
Gamma-ışın fotonları (γ) çekirdekleri ayıracak ve nötronları (n) oluşturacak yeterli enerjiye sahiptir. Dolayısıyla aşağıdaki reaksiyonlar oluşur: γ + 56Ni 14 4He γ + 54Fe 13 4He + 2n γ + 56Fe 13 4He + 4n Bu foto ayrışma işlemlerinin herbiri gazdan 100 MeV luk enerji alır. Böylece yıldızın merkezindeki ısısal ve hidrostatik denge bozulur ve yıldız çöker. Serbest kalan çekimsel enerji, alfa parçacıkları foto ayrışma yapıncaya kadar sıcaklığı arttırır. Nükleosentez işlemlerin tüm ürünleri bir anda yok olur. Artık gaz serbest nötronlar, protonlar ve elektronlardan oluşmuştur. Elektronlar kinetik enerjilerindeki büyük artışa maruz kalmadan sıkıştırılamazlar. Elektronların enerjisi hızla, bir protonu bir nötrona dönüştürecek olan enerjiden daha büyük olur. Bu noktada elektronlar, protonlar tarafından soğurulmaktadır. Gaz basıncının önemli bir kesrini oluşturan bileşenlerden biri yokolunca, yıldızın çekirdeği büyük bir hızla çöker. Sonuçta çökme, nötronlar arasındaki itici nükleer kuvvetler harekete geçtiği zaman durur. Artık, yıldız nötron yıldızıdır. Çökme başladıktan sonra, birkaç dakika içinde bu konuma gelir ve üstündeki tüm katmanları büyük bir patlamayla uzaya bırakır.
SÜPERNOVA: SN 1987A Yılın ilk süpernovası olduğu için 1987A olarak adlandırılan bu süpernova, bizden 170 000 ışıkyılı uzakta uydu gökadamız Büyük Magellan Bulutu' nda, yıldızlararası tozun olmadığı bir doğrultuda patlamıştır. Süpernovanın ilk görüntüsü 23 Şubat 2007 de alınmıştır. Süpernova, 30 Doradus yıldız oluşum bölgesinin kenarında 6 m.5 parlaklıkta görünmüştür.
Süpernovanın Yer den yapılan tayf çalışmaları hidrojen ve helyumun ve saniyede 30 000 km hızla yayılan gaz ortamın varlığını ortaya koyuyordu. Bu da bize patlamanın Tür II süpernova patlaması olduğunu söylüyordu. Patlamanın kesin yeri Sanduleak -69 202 yıldızının yeri ile çakışmaktadır. Bu yıldız B3 I tayf türünden bir mavi süperdevdir ve son yüzyıl içinde hiç bir aktivite göstermemiştir. 20 M kütleli bu yıldız Güneş ten 100 000 kat daha ışınım güçlüdür. Yüzey sıcaklığından (16 000 K) ve ışınım gücünden çıkarılan sonuca göre çapı, 43 R dir.
SN 1987A
Kırmızı süperdev yerine mavi süperdev olması astrofizikçileri çok şaşırtmıştır. Genelde bu tür patlamalar kırmızı süperdev yıldızlardan beklenir. Bu ikilem, kimyasal yapıları başlangıçta ağır elementlerce zayıf olan büyük kütleli yıldızların evrimiyle çözülmüştür. SN 1987A ışık eğrisi
NÖTRON YIDIZLARI VE ATARCALAR (PULSAR) 1934 yılı başlarında, kuramcılar kuantum mekaniğini kullanarak bir nötron yıldızının olabileceğini öngördüler. Manyetik eksen Dönme ekseni Çekim çok kuvvetli olursa, elektronlar atomik çekirdeklerin içine doğru itilir, protonlar nötrona dönüşür. Nötronlar tamamen yozlaştığında, iç basınç çökmeyi durdurur. Nötron yıldızı
Crab Atarcası Nötron yıldızı bir beyaz cücenin uç örneğidir. Yaklaşık aynı kütleli bir nötron yıldızı daha küçük bir yarıçapa sahiptir ( 15 km). Dolayısıyla yoğunluk daha fazladır (10 9 ton/cm 3 ). Bir nötron yıldızının sıcaklığı yaklaşık 10 milyon derecedir. Fakat, çok küçük boyutu yüzünden, böyle bir cismi optik olarak kaydetmek olanaksızdır. Bir nötron yıldızının kütlesi 3 M i aşamaz. Bu değerin üstünde, çekim yozlaşmış nötron basıncına karşı gelir ve sonuçta yalnız kara delik olur. var yok http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/pulsars.html
Bu çok yoğun yıldızların iki önemli özelliği, onların hızlı dönmesi ve kuvvetli manyetik alanlarıdır. Yıldızların büyük çoğunluğu yavaş olmak üzere, hepsi döner. Yıldız çöktükçe dönme hızı artar. Bu yüzden bir nötron yıldızı saniyede bir çok kez dönebilir. Buna benzer olarak Yer de de olduğu gibi tüm yıldızların zayıf bir manyetik alanı vardır. Yıldız çöktükçe, alan şiddeti artar, çünkü manyetik alan daha küçük yüzey üzerinde yoğunlaşmaktadır. Nötron yıldızları 1012 G a eşit manyetik alan şiddetine sahiptir. Bu iki özellik nötron yıldızlarının bir pulsar olarak saptanmasını sağlar. Đlk pulsar CP 1919 (anlamı Cambridge Pulsar, sağ açıklığı 19h 19m ) 1968 yılında Cambridge Üniversitesi nin Mullard Radyo Atronomi Rasathanesi radyo astronomları tarafından bulunmuştur. Bu pulsar çok düzenli zaman aralıklarında değişen yeğinlikte radyo pulsları salan bir cisim olarak görülmüştür. Dönemi 1.33730113 saniyedir. Bu olayın açıklaması için şu yorum getirilmiştir: Pulsar, belki de manyetik alan çizgileri manyetik eksen boyunca elektronları ivmelendiren bir nötron yıldızıdır. Bu alan çizgileri, yıldızla dönen radyo dalgalarının ışın salmasına neden olur ve ışık, bakış doğrultumuzla çakıştığı anda bir deniz feneri gibi görülür ve puls vermiş olur.
Bir nötron yıldızının yüzeyi ve iç yapısı Çok kuvvetli çekim yüzünden, fotosfer yalnız 10 km kalınlığındadır. Maddenin özellikleri burada, sıcaklık (10 7 K) ve manyetik alandan çok etkilenir. Dış kabuk, 1 km kalınlığındadır; yozlaşmış relativistik elektronlar denizidir. Đç kabuk, 4 km kalınlığındadır. Nötronlar atomik çekirdeğin dışında varlığını hissettirir. Yani, madde elektronlar ve nötronlar denizinde gömülmüş kristal formda bulunur. Akışkan nötronca zengin bölge, 10 km kalınlığındadır. Yıldızın en önemli katmanıdır. Çok büyük basınç etkisi altındadır. Süper akışkan yapıya sahiptir. Yani viskozite sıfıra yakındır. Katı çekirdek, 1 km kalınlığındadır. Yoğunluk 5x10 14 g /cm 3 olduğundan çok kuramsal bir kavramdır. Pratikte burada maddenin olası hiçbir hali bulunmamaktadır. http://www.astro.umd.edu/~miller/nstar.html
Manyetik Alan Çizgileri Atarcanın şematik yapısı Işık Konisi http://en.wikipedia.org/wiki/image:pulsar_schematic.svg
Crab Bulutsusu gerçekten içinde Crab Pulsarı PSR 0532 yi bulundurur (PSR, pulsar anlamına gelen kısaltmadır). YENGEÇ ATARCASI (CRAB PULSARI) Saniyede 33 kere döner. Bir pulsarın dönme hızı zamanla azalır. Bundan dolayı, genç pulsarlar yaşlılardan daha hızlı dönerler. http://en.wikipedia.org/wiki/image:chandra-crab.jpg
Yengeç Bulutsusu ve Yengeç Atarcasının Parlaklık Değişimi Atarcanın dönme dönemi 33.367 milisaniyedir. http://einstein.phys.uwm.edu/partials3results/node4.html
VELA Atarcası http://en.wikipedia.org/wiki/image:vela_pulsar_jet.jpg
Gökyüzündeki en parlak atarcalardan gelen sesler Dünyadaki en büyük radyo teleskoplardan bazıları kullanılarak kaydedilmiştir. PSR B0329 Vela Pulsar Crab Pulsar PSR J0437 PSR J0437 saniyede 1.4 tur saniyede 11 tur saniyede 33 tur saniyede 174 tur saniyede 716 tur http://www.jb.man.ac.uk/~pulsar/education/sounds/sounds.html
KARA DELĐKLER Hidrojen ve helyum gibi termonükleer yakıtın tamamı yıldızın çekirdeğinde tüketildiği zaman, çekirdek çekimsel büzülmeye uğrar ve yıldızın evrimi çok yoğun sıkışık bir cismin oluşumuyla son bulur. Beyaz cüceler ve nötron yıldızları bu tür cisimlere örnektir. Fakat, beyaz cücelerin kütleleri 1.44 M i, nötron yıldızların kütleleri ise 3 M i aşamaz. Daha büyük kütleler için, çekimsel büzülme elektronların veya yozlaşmış nötronların itme kuvvetlerinden dolayı daha uzun süre sıkışmaya devam edemez. Fakat, madde kendi üstündeki ezilmeyi sürdürerek kara deliği oluşturur. http://en.wikipedia.org/wiki/image:accretion_disk.jpg
Çekimsel çökmenin final evresi olan kara delik, içinden hiç bir şeyin (ne parçacık ne ışık) kaçamadığı derin bir kuyu ile karakterize edilir. Kara deliğin kuyusu içine düşen tüm madde gözlenebilir evren içinde gözlenemez duruma gelir. Astronomlar bu kavramla, 1960 lı yıllarda çok enerjik olayların gözlenmeye başlanmasıyla ilgilenir oldular. Bu çok enerjik olaylar, yıldızlar bazında incelenirse X-ışın çiftleri, gökada dışı kaynaklar bazında araştırılırsa aktif gökada çekirdekleri ve kuazarlar olmalıdır.
Kara delik toplanma diskinden gökada dışı jetlerin oluşumu Gökada dışı jet Manyetik alan çizgileri Kara delik Toplanma diski http://upload.wikimedia.org/wikipedia/en/a/ab/black_hole_jet_diagram.jpg
Kara delik etrafındaki toplanma diski. Gazın sürtünmesi çok büyük ısı üretir. Isınan gaz X-ışın salar. http://en.wikipedia.org/wiki/image:blackhole.jpg
HDE 226868-Cygnus X-1 sistemi Bizim gökadamız içindeki en parlak X-ışın kaynaklarından biridir. Kaynak, optik olarak görülebilen HDE 226868 nolu 20 M lik mavi bir dev yıldızla ilişkilidir. Bu yıldız 10 M lik görünmeyen bir bileşene sahiptir. Kara delik http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/black_holes.html
X-ışın çift yıldızı X-ışın çiftleri, bir bileşeni çok sıkışık ve optik olarak görülmeyen X-ışın salmaları yapan bir çift sistemdir. http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/binary_images.html
Bölüm sonu